Résultats du processus de synthèse de l'article arXiv : 1807.03707v1

La mission Kepler basée dans l'espace a fourni quatre années de photométrie hautement précise et presque ininterrompue pour des centaines d'étoiles $\gamma$ Doradus et des dizaines d'étoiles SPB, permettant enfin d'appliquer l'astérosismologie à ces pulsateurs de mode de gravité. Sans rotation, les modes de gravité sont également espacés en période. Cette structure simple ne s'applique pas aux étoiles en rotation pour lesquelles la rotation doit être prise en compte afin d’interpréter avec précision le spectre d'oscillation. Nous visons à développer une méthode indépendante du modèle stellaire pour analyser et interpréter le spectre d'oscillation des étoiles $\gamma$ Dor et SPB. Dans l’approximation traditionnelle de la rotation, nous soulignons la possibilité de récupérer l’équidistance des espacements de périodes en étirant les périodes de pulsation. La fonction d’étirement dépend du degré et de l’ordre azimutal des modes de gravité ainsi que du taux de rotation de l’étoile. Dans cet espace étirée, les modes pulsatoires sont régulièrement espacés par le rayon bouyant stellaire. Sur la base de cette propriété, nous avons mis en place une méthode pour rechercher ces nouvelles régularités et inferer simultanement la frénquence rotative et le rayon bouyant. Des tests sur des spectres synthétiques calculés avec une approche non perturbative montrent que nous pouvons retrouver ces paramètres avec une présision raisonnable ainsi que l’identification des modes. Dans des modèles uniformement en rotation d’une étoile $\gamma$ Dor typique et pour les modes dipôles progrades les plus observés, nous montrons que la présision sur les paramètres dérivés est meilleure que 5% à la fois sur le taux rotatif interne et le rayon bouyant. Enfin, nous appliquons notre methode à 2 étoiles du champ Kepler; une $\gamma$ Dor et une SPB; puis comparons nos résultats aux autres moyens existants. Nous offrons donc une moyenne indepedante du modèle stellaire afin obtenir le taux rotatif proche du coeur , le rayon bouyant et l’identification des modes à partir des spectres g modellaires des étoiles $\gamma$ Dor and SPB .

• La mission Kepler a fourni des années de photométrie précise pour des centaines d'étoiles $\gamma$ Doradus et des dizaines d'étoiles SPB
• L'astérosismologie peut être appliquée à ces pulsateurs de mode de gravité sans rotation
• Les modes de gravité sont espacés en période, mais cela ne s'applique pas aux étoiles en rotation
• Une méthode indépendante du modèle stellaire est développée pour analyser et interpréter le spectre d'oscillation des étoiles $\gamma$ Dor et SPB
• Il est possible de récupérer l'équidistance des espacements de périodes en étirant les périodes de pulsation dans l'approximation traditionnelle de la rotation
• La fonction d'étirement dépend du degré et de l'ordre azimutal des modes de gravité ainsi que du taux de rotation de l'étoile
• Les modes pulsatoires sont régulièrement espacés par le rayon bouyant stellaire dans cet espace étiré
• Une méthode est mise en place pour rechercher ces nouvelles régularités et inférer simultanément la frénquence rotative et le rayon bouyant
• Des tests montrent que les paramètres peuvent être retrouvés avec une précision raisonnable ainsi que l'identification des modes.
• Pour les modèles uniformément en rotation d'une étoile $\gamma$ Dor typique, la précision sur les paramètres dérivés est meilleure que 5% à la fois sur le taux rotatif interne et le rayon bouyant.
• La méthode est appliquée à deux étoiles du champ Kepler; une $\gamma$ Dor et une SPB; puis comparée aux autres moyens existants.
• La méthode offre une moyenne indépendante du modèle stellaire pour obtenir le taux rotatif proche du cœur, le rayon bouyant et l'identification des modes à partir des spectres g modellaires des étoiles $\gamma$ Dor and SPB.

La mission Kepler et l'astérosismologie des pulsateurs de mode de gravité

La mission Kepler basée dans l'espace a fourni quatre années de photométrie hautement précise et presque ininterrompue pour des centaines d'étoiles $\gamma$ Doradus et des dizaines d'étoiles SPB, permettant enfin d'appliquer l'astérosismologie à ces pulsateurs de mode de gravité.

Mode sans rotation

Sans rotation, les modes de gravité sont également espacés en période. Cette structure simple ne s'applique pas aux étoiles en rotation pour lesquelles la rotation doit être prise en compte afin d’interpréter avec précision le spectre d'oscillation.

Methode indepedante du modèle stellaire

Nous visons à développer une méthode indépendante du modèle stellaire pour analyser et interpréter le spectre d'oscillation des étoiles $\gamma$ Dor et SPB. Dans l’approximation traditionnelle de la rotation, nous soulignons la possibilité de récupérer l’equidistance des espacements de pérides en étirant les péridesde pulsation. La fonctiond’étirement dépend du degré et del’ordre azimutal des modesde gravité ainsi que du taux derotation del’etoile. Dans cet espace étirée,les modes pulsatoires sont régulièrement espacés par le rayon bouyant stellaire. Surla base decette propriétée,nous avons misen placeune mêmepour rechercherces nouvelles régularités einferer simultanement la frénquence rotativeet le rayon bouyant.

Tests sur spectres synthétiques

Des tests surdes spectres synthétiques calculésavec une approche non perturbative montrent que nouspouvons retrouverces paramètresavec une présision raisonnableainsi que l’identificationdes modes.Dansdes modèles uniformementenrotationd’une étoile $\gamma$Dortypiqueetpourlesmodes dipôlesprogradeslesplusobservés,nousmontronsque laprésision surlesparamètres dérivésest meilleureque 5%àla foissurletaux rotatifinterneetlerayonbouyant .

Application aux donnée Kepler

Enfin , nous appliquons notremethodeà 2 étoilesdu champKepler;une $\gamma$ Dor etune SPB ;puis comparonsnos résultatsaux autresmoyens existants . Nous offronsdoncunemoyenneindepedantedu modèlestellaireafinobtenirletauxrotatif prochedu coeur ,lerayonbouyantetl ‘ identificationdesmodessurpartirdesspectres gmodellairesdes étoiles $\gamma$ Dor andSPB .